Kąsnelis Visatos CCCXCV: Susidūrimai

Grįžęs po savaitės miškuose, skubu dalintis naujienomis iš kosmoso. O čia – ir gama spinduliuotė Mėnulyje, ir naujoviški galaktikų evoliucijos modeliai, ir dar daug visko. Kelios naujienos susijusios su susidūrimais, kurie kartais sukelia ilgalaikius pokyčius, kaip Jupiterio branduolyje, kartais padeda suprasti juodąsias skyles, o kartais suformuoja tarsi rūko lašus tarpgalaktinėje medžiagoje. Gero skaitymo!

***

Autonominių erdvėlaivių bandymas. Šiuolaikiniai erdvėlaiviai ir tyrimų zondai, dirbantys už Žemės ribų, yra šiek tiek autonomiški, bet jiems vis tiek reikalingos labai detalios instrukcijos, kad galėtų vykdyti užduotis. Ateityje ši situacija turėtų pasikeisti, jei norime plačiau ir efektyviau tyrinėti Saulės sistemą. Pavyzdžiui, autonominių zondų spiečius galėtų sparčiai tyrinėti planetinę sistemą ar jos dalis, dangaus kūno paviršių bei vykdyti kitokias misijas, bet jie turi mokėti bendrauti tarpusavyje be žmonių įsikišimo. Praeitą savaitę NASA atliko vienos tokios sistemos bandymą: du palydovai-kubiukai bendravo tarpusavyje ir vienas perdavė kitam nurodymą priartėti. Misijos priežiūros komanda iš Žemės perdavė tik nurodymą palydovams suartėti, o visos detalės – komunikacija, atstumo matavimas, kurso korekcijos apskaičiavimas, variklio įjungimas – buvo atliktos autonomiškai. Tai buvo antroji NASA programos, skirtos regimųjų spindulių komunikacijai tarp erdvėlaivių, misija; pirmoji prieš ketverius metus paruošė šiuos du zondus tokiam bandymui. Nors rezultatas gali neatrodyti įspūdingas, jis yra žingsnis link daug rimtesnių proveržių.

***

Ryški Mėnulio gama spinduliuotė. NASA kosminis teleskopas Fermi jau daugiau nei dešimt metų stebi dangų, ieškodamas gama spinduliuotės šaltinių. Kartais jis pasižiūri ir į artimus objektus, pavyzdžiui Saulę ir Mėnulį. Praeitą savaitę paskelbta, kad mažos energijos gama spinduliuotės ruože Mėnulis yra ryškesnis už Saulę. Tokia netikėta situacija susidaro todėl, kad Mėnulio paviršių pasiekia daugybė kosminių spindulių iš už Saulės sistemos ribų. Šios labai didelę energiją turinčios dalelės, įgreitintos supernovose ar aktyviuose galaktikų branduoliuose, pataiko į Mėnulį ir išspinduliuoja gama fotonus. Panašūs reiškiniai vyksta ir Žemėje, tačiau ne paviršiuje, o viršutinėje atmosferos dalyje. Be to, Žemės magnetosfera nukreipia daugumą kosminių spindulių tolyn nuo planetos, o Mėnulis tokios apsaugos neturi. Tuo tarpu Saulės magnetinis laukas taip pat atmuša beveik visus atlekiančius kosminius spindulius, tad ir gama spinduliuotės Saulė beveik neskleidžia. Saulės magnetinis laukad, kintantis 11 metų ciklu, šiek tiek pridengia ir Mėnulį, taigi mūsų palydovo gama spindulių intensyvumas svyruoja tokiu pačiu periodu; svyravimų amplitudė siekia apie 20%. Šis atradimas yra labai svarbus planuojant kosmines misijas: astronautai, norintys dirbti Mėnulyje ilgą laiką, turės saugotis pražūtingų spindulių ne tik iš dangaus, bet ir iš pagrindo po kojomis.

***

Daug kalbame apie keliones į Mėnulį, apie jo tyrimus ir galimybę pasinaudoti Mėnuliu Žemės praeities tyrimams. Bet Mėnulio egzistavimas, geriau pažiūrėjus, yra gana neįprastas reiškinys: Merkurijus ir Venera palydovų visiškai neturi, Marsas turi tik mažyčius. Gali būti, kad Mėnulio egzistavimas nulėmė gyvybės atsiradimą ir išlikimą Žemėje. Kaip atrodytų Žemė, jei Mėnulio nebūtų, žiūrėkite savaitės filmuke iš John Michael Godier:

***

Smūgis Jupiterio jaunystėje. Jauna Žemė patyrė didžiulį sukrėtimą, kai į ją atsitrenkė maždaug Marso dydžio planeta ir suformavo Mėnulį. Dabar naujame tyrime parodyta, kad panašų sukrėtimą galėjo patirti ir jaunas Jupiteris. Juno misijos atlikti stebėjimai parodė, kad Jupiterio branduolys greičiausiai yra gana didelis ir retas, tarsi uolienos būtų gerai sumišusios su dujiniu apvalkalu pusėje planetos tūrio. Įprastiniai planetų formavimosi modeliai teigia, kad planetos-milžinės iš pradžių augina uolinį branduolį, kuris vėliau prisitraukia storą atmosferą, bet daugiau uolienų neprisijungia. Iš kitos pusės, Jupiterio gravitacija galejo destabilizuoti daugybės protoplanetinių objektų orbitas Saulės sistemoje, o kai kurie iš jų galėjo pataikyti į Jupiterį. Skaitmeniniais modeliais parodyta, kad dauguma susidūrimų įvyksta kaktomuša, o ne prasilenkiant, taigi pataikantys objektai dažniausiai nuskęsta Jupiteryje. Jei objekto masė siekia bent 10 Žemės masių, jis neišgaruoja Jupiterio atmosferoje, o pataiko į branduolį, gali jį suardyti ir išsklaidyti po didelę dalį viso planetos tūrio. Laikui bėgant sunkesni elementai vėl susitelkia planetos centre, bet tam reikia daugybės milijardų metų – daugiau, nei dabartinis Jupiterio amžius. Šis atradimas, ypač kartu su Mėnulio atsiradimo modeliu bei panašiais atradimais kitose planetose, leidžia spręsti, jog didelių kūnų smūgiai Saulės sistemos jaunystėje buvo gana dažnas reiškinys ir galėjo stipriai paveikti visų planetų evoliuciją. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature.

***

Masyvių žvaigždžių čiurkšlių jonizacija. Nors žvaigždžių formavimąsi tyrinėjame ne vieną dešimtmetį, kol kas vis dar neaišku, ar didelės ir mažos žvaigždės formuojasi analogiškai. Didelės žvaigždės auga daugybę kartų sparčiau, nei mažosios, taigi gali būti, kad ir jas auginantis procesas yra visai kitoks, nei mažų žvaigždžių augimas per akrecinį diską. Prie didelių jaunų žvaigždžių žymiai rečiau stebime čiurkšles, kurios yra viena iš disko egzistavimo pasekmių, tačiau taip gali būti dėl dulkių, kurios žymiai labiau dengia besiformuojančias masyvias žvaigždes. Neseniai paskelbto naujo tyrimo rezultatai rodo, kad bent jau tose masyviose žvaigždėse, kurios turi čiurkšles, jų paleidimo mechanizmas greičiausiai atitinka mažų žvaigždžių situaciją. Mokslininkai ištyrė trigubą besiformuojančią masyvią žvaigždę G35.20-0.74N. Vienos komponentės kuriama čiurkšlė aptikta ir radijo, ir infraraudonųjų spindulių diapazone. Tai leido nustatyti čiurkšlę sudarančių dujų savybes. Paaiškėjo, kad 5-12% medžiagos yra jonizuota – tiek pat, kiek ir mažų žvaigždžių čiurkšlėse. Jonizaciją nulemia smūginės bangos čiurkšlėje, o šias – čiurkšlės paleidimo mechanizmas: magnetinio lauko stumiamos medžiagos jonizacijos balansas skiriasi nuo iškeliamos dėl spinduliuotės slėgio ir panašiai. Taigi galima pagrįstai teigti, kad G35.20-0.74N čiurkšlę sukelia toks pat mechanizmas – žvaigždės magnetinio lauko sąveika su disku, – kaip ir mažų žvaigždžių. Šis atradimas padės daug geriau suprasti masyvių žvaigždžių, bent jau iki 10 Saulės masių, formavimosi procesą. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Communications.

***

Pulsaro trūkio evoliucija. Labai greitai besisukančios neutroninės žvaigždės, žvelgiant iš šalies, atrodo pulsuojančios: jos reguliariai sušvinta daug ryškiau, nei vidutinis šviesis. Įprastai pulsaro sukimosi dažnis nekinta, bet maždaug 5% jų kartais patiria trūkius, arba gličus – sparčius nedidelius dažnio padidėjimus. Jie greičiausiai įvyksta dėl medžiagos persiskirstymo pulsaro viduje. Dabar pristatyti detaliausi tokio trūkio stebėjimai, kurie padeda atskleisti reiškinio evoliuciją. Stebėjimams pasirinktas už maždaug 300 parsekų esantis Velos pulsaras, kuriame trūkiai stebimi maždaug kas trejus metus. 2016 metais įvykusio trūkio duomenys parodė, kad jis susideda bent iš trijų dalių: iš pradžių pulsaro sukimasis sulėtėja, tada mažiau nei 12,6 sekundės greitėja, o galiausiai vėl truputį sulėtėja ir nusistovi naujoje pusiausviroje būsenoje. Anksčiau buvo žinoma tik vidurinė – greitėjimo – stadija. Net ir jos trukmė buvo visai neaiški – naujasis rezultatas yra kol kas geriausias greitėjimo spartos įvertinimas. Didesnis pagreitėjimas ir po jo sekantis sulėtėjimas prognozuojami kai kurių teorinių modelių. Pagal juos, neutroninė žvaigždė turi tris sluoksnius: kietą plutą ir du supertakaus neutronų skysčio lygius. Trūkio pradžioje išorinis supertakus sluoksnis pakyla ir trenkiasi į plutą, todėl žvaigždė ima greitėti; po kurio laiko išorinius sluoksnius atsiveja vidinio sluoksnio banga, kuri sustabdo greitėjimą ir nuramina žvaigždę. Kiti modeliai remiasi prielaida, kad neutroninė žvaigždė turi tik du sluoksnius – plutą ir supertakų skystimą; jie negali paaiškinti šių stebėjimų. Bet kol kas joks modelis nepaaiškina pirmojo sulėtėjimo. Autorių teigimu, tai gali būti arba trūkio pradžios požymis, arba netgi jį sukeliantis veiksnys, bet kas jį sukelia, kol kas neaišku. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Daugkartiniai juodųjų skylių susiliejimai. Juodosios skylės, susidarančios mirštant masyvioms žvaigždėms, būna arba 3-50 kartų masyvesnės už Saulę, arba 130 ir daugiau kartų masyvesnės. Žvaigždės, kurios galėtų suformuoti 50-130 Saulės masių juodąsias skyles, sprogsta porinio nestabilumo supernovomis, kurios žvaigždę suardo visiškai, nepalikdamos liekanų. Bet juodosios skylės šiame „masės tarpe“ egzistuoja – jos atsiranda susijungiant dviem mažesnėms juodosioms skylėms. Juodųjų skylių viršutinėje šio tarpo dalyje kol kas neaptikome – joms atsirasti reikia bent kelių juodųjų skylių susijungimų. Naujame tyrime išnagrinėta, kokioje aplinkoje tokie daugkartiniai susijungimai galėtų vykti. Susijungdamos juodosios skylės gravitacines bangas spinduliuoja be visai simetriškai, todėl atsiradusi didesnė juodoji skylė jaučia atatranką ir įgyja tam tikrą greitį. Jei greitis viršija pabėgimo greitį iš sistemos – pavyzdžiui, spiečiaus, – kurioje vyksta susijungimas, juodoji skylė iš jo išlekia ir daugiau susijungimų nepatiria. Mokslininkai apskaičiavo, kad daugkartiniai susijungimai gali vykti tik spiečiuose, kurių pabėgimo greitis didesnis nei 50 km/s. Kamuoliniai spiečiai – didžiausi žvaigždžių telkiniai – turi mažesnius pabėgimo greičius, taigi tikimybė juose aptikti daugkartinio susijungimo pavyzdžių yra menka. Tikėtinesnė vieta yra branduoliniai spiečiai galaktikų centruose – jie nėra tokie masyvūs, kaip kamuoliniai, bet labai kompaktiški, todėl ir pabėgimui iš jų reikia daug didesnio greičio. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Galaktikų formavimosi variacijos. Kaip kinta galaktikų formavimasis priklausomai nuo Visatos amžiaus? Kaip priklauso žvaigždžių formavimasis galaktikoje nuo tamsiosios materijos halo dydžio? Į šiuos klausimus atsakyti galima remiantis skaitmeniniais galaktikų evoliucijos modeliais, bet jų skaičiavimas reikalauja daug kompiuterių darbo laiko. Taigi suskaičiuoti įmanoma tik nedaug – dešimtis – modelių, o tokia imtis neleidžia ištirti galaktikų raidos istorijų įvairovės. Alternatyvus kelias yra naudoti empirinius modelius, kuriuose norimų savybių ryšys yra spėliojamas, o gauto rezultato gerumas tikrinamas remiantis stebėjimų duomenimis. Šis būdas leidžia labai greitai suskaičiuoti, pavyzdžiui, galaktikos evoliucijos istoriją, taigi galima ištirti labai daug galimų fizikinių priklausomybių ir nustatyti, kurios iš jų sukuria Visatą, artimiausią realiai. Naujame tyrime pristatyti būtent tokios analizės rezultatai. Naudodami didžiulius stebėjimų duomenų rinkinius, mokslininkai empiriniu modeliu ištyrė, kaip vystosi žvaigždžių formavimosi sparta galaktikose, Visatai senstant. Daugelis nustatytų sąryšių atitinka tai, ką žinojome ir seniau: galaktikos auga kartu su savo tamsiosios materijos halais, o masyvesnės galaktikos žvaigždes formuoti nustoja anksčiau, nei mažesnės. Kiti rezultatai šiek tiek nustebino: pavyzdžiui, jei nagrinėjame kažkokios konkrečios masės galaktikų halus, tai jaunesnėje Visatoje juose esančios galaktikos žvaigždes formuoja sparčiau, nei šiandien. Iki šiol buvo manoma, kad žvaigždžių formavimosi sparta konkrečios masės hale beveik neturėtų priklausyti nuo Visatos amžiaus, o žvaigždėdaros lėtėjimas atsiranda tik iš halų masės augimo ir nuolatinio žvaigždėdaros juose „išsijunginėjimo“. Naujasis atradimas rodo, kad galaktikų žvaigždėdarą stabdantys procesai, tokie kaip žvaigždžių ar aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys, veikia ne tik kaip išjungimo mygtukai, bet taip pat gali gana tolygiai lėtinti žvaigždžių formavimąsi. Tyrimo rezultatai arXiv.

***


Galaktika NGC 5866 infraraudonųjų spindulių ruože. Šaltinis: NASA/JPL-Caltech

Savaitės paveiksliukas – tiksliai iš šono matoma galaktika. NASA kosminis teleskopas Spitzer, stebintis dangų infraraudonųjų spindulių diapazone, užfiksavo ją prieš daugiau nei dešimt metų. Rausva spalva atitinka tarpžvaigždinių dulkių skleidžiamą spinduliuotę, mėlyna – energingesnę žvaigždžių ir dujų šviesą. Galaktikų plokštumų kryptys Visatoje išsidėsčiusios gana atsitiktinai, taigi dalis jų tikrai yra pasisukusios visiškai tiksliai šonu į mus, bet aptikti tokią galaktiką – nekasdienis įvykis.

***

Masyviausia supermasyvi juodoji skylė. Galaktikų centruose esančios supermasyvios juodosios skylės (SMJS) yra bent šimtus tūkstančių kartų masyvesnės už Saulę. Didžiausių jų masė viršija net dešimt milijardų, o dabar pranešta apie masyviausią tiesioginiais matavimais paremtą SMJS masę. Didžiulės elipsinės galaktikos Holmberg 15A centre esanti juodoji skylė pasirodė esanti 40 milijardų kartų masyvesnė už Saulę. Šis skaičius gautas modeliuojant žvaigždžių orbitas galaktikoje ir siekiant atkurti stebėjimų duomenis. Anksčiau šios SMJS masė buvo įvertinta kaip dar didesnė, bet tik remiantis sąryšiais tarp aktyvaus galaktikos branduolio spinduliuotės ir jo juodosios skylės masės. Šie sąryšiai paremti tik stebėjimais, o ne fizikiniu supratimu apie jų prigimtį, todėl yra mažiau patikimi. Holmberg 15A SMJS masė beveik siekia teorinę ribą, kiek juodosios skylės gali užaugti rydamos aplinkines dujas. Tiesa, dviejų ar daugiau juodųjų skylių susijungimai, įvykę susiliejus jų galaktikoms, gali sukurti SMJS, masyvesnę už šią ribą. Žvaigždžių judėjimas Holmberg 15A galaktikos centrinėje dalyje atitinka skaitmeninių modelių prognozes, jei ši galaktika susiformavo susijungiant dviem elipsinėms, taigi ir SMJS greičiausiai savo masę pasiekė po bent vieno reikšmingo susijungimo. Tokie atradimai padeda geriau suprasti pačių masyviausių galaktikų ir juodųjų skylių evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Keista porinio nestabilumo supernova. Masyvios žvaigždės baigia gyvenimus supernovų sprogimais. Įprastai sprogimas įvyksta dėl branduolio kolapso – centrinėje žvaigždės dalyje nustoja vykti termobranduolinės reakcijos, ji staigiai susitraukia, o išlaisvinta energija išdrasko išorinius sluoksnius. Jei žvaigždės masė viršija 130 Saulės masių ir joje yra nedaug už helį sunkesnių cheminių elementų – metalų, – ji sprogsta kitaip: reakcijos ima gaminti labai energingus fotonus, kurie čia pat virsta elektronų-pozitronų poromis, taip sumažėja slėgis ir žvaigždė ima trauktis, reakcijos vyksta vis sparčiau, kol galiausiai žvaigždė suardoma. Tokios porinio nestabilumo supernovos teoriškai nagrinėjamos kelis dešimtmečius, bet pirmieji realūs pavyzdžiai aptikti tik prie keletą metų. Dabar pristatyti nauji labai detalūs ilgalaikiai supernovos SN2016iet stebėjimų duomenys. Jie rodo, kad sprogimas yra dar keistesnis, nei manyta iki šiol. Kai kurios savybės atitinka tikėtinas porinio nestabilumo supernovų savybes: sprogusi žvaigždė buvo labai masyvi – vien jos branduolys, likęs prieš pat sprogimą, buvo bent 55 kartus masyvesnis už Saulę, o gal ir 120 Saulės masių. Taip pat ji įvyko mažai metalų turinčios nykštukinės galaktikos pakraštyje. Iš kitos pusės, supernovos šviesis mažėja labai lėtai – per dvejus metus po sprogimo sumažėjo tik šimtą kartų. Praėjus šimtui dienų po didžiausio šviesio momento, supernova paryškėjo iš naujo – tai žymi supernovos liekanos susidūrimą su anksčiau žvaigždės išmesta medžiaga. Apskaičiuota, kad tos medžiagos buvo išmesta apie 35 Saulės mases per dešimtį metų – daug daugiau, nei prognozuoja dabartiniai modeliai. Porinio nestabilumo supernovos yra retas reiškinys, nes retai susiformuoja labai masyvios žvaigždės. Taigi šis atradimas leis reikšmingai pagerinti supratimą apie masyviausių žvaigždžių evoliuciją. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Pirmykštis tarpgalaktinis rūkas. Medžiaga tarpgalaktinėje erdvėje yra labai reta ir karšta, net lyginant su galaktikomis. Todėl ir aptikti ją yra labai sudėtinga; dažniau tai daroma tyrinėjant ne jos pačios spinduliuotę, bet tai, kaip ji sugeria dar tolimesnių objektų skleidžiamus fotonus. Viena iš tokių spinduliuotę sugeriančių medžiagos telkinių rūšių yra Lymano ribos sistemos, kurios labai efektyviai sugeria sužadinto vandenilio skleidžiamą spinduliuotę. Dabar nauju skaitmeniniu modeliu parodyta, kad tokios sistemos gali atsirasti susiduriant dviem tarpgalaktinėms medžiagos gijoms. Šiame modelyje ištirta tarpgalaktinės erdvės tarp dviejų masyvių galaktikų evoliucija per pirmus 3,3 milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Gija, jungianti galaktikas, yra paplokščia, tarsi popieriaus lapas; ji susiformavo maždaug 1,2 milijardo metų po Didžiojo sprogimo susidūrus dviem kitoms gijoms. Gijų susidūrimas sukūrė daug smūginių bangų, kurios plito per visą naująją giją ir smarkiai sutankino medžiagą joje. Kai kuriose vietose sutankėjimai buvo tokie dideli, kad medžiaga ėmė vėsti ir suformavo nedidelius debesis, tarsi rūko lašelius. Šių debesų savybės atitinka žinomas Lymano ribos sistemų savybes. Ypatingai svarbu tai, kad, kaip ir kai kurios žinomos Lymano ribos sistemos, debesys yra sudaryti iš pirmykštės medžiagos – jie niekada nebuvo galaktikose, todėl nebuvo praturtinti už helį sunkesniais cheminiais elementais. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Štai tokios naujienos iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse

2 comments

  1. Jeigu išorinis neutroninės žvaigždės supertakusis sluoksnis gali pakilti ir trenktis į kietą žvaigždės plutą (kaip įdomu – kieta žvaigždės, kad ir neutroninės, pluta!), tai kuo gali būti užpildyta erdvė tarp išorinio supertakaus neutronų skysčio ir plutos?

    1. Kaip suprantu, tarpo nėra. Tiesiog supertakiame sluoksnyje kyla banga – sutankėjimas – kuri atsimuša į plutą. Su vandeniu ir bangomis jame palyginti šį procesą sudėtinga, nes vanduo nėra labai spūdus, todėl jei nėra tarpo tarp vandens ir indo krašto (dangčio), bangai kilti nelabai yra galimybių. Bet galima palyginti su oro banga – garsu. Jei labai stipriai surikčiau, teoriškai galėčiau sudaužyti stiklinę, nors jokio tarpo tarp oro ir stiklinės nėra. Tiesiog ore kilusi banga pasiekia stiklinę ir ją paveikia.

Komentuoti: Sgr^ Atšaukti atsakymą

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *